Презентація на тему:
Телескопи

Телескопи

Телескоп — прилад для спостереження віддалених об'єктів. Термін «телескоп» також вживається для позначення астрономічних приладів для спостережень електромагнітних хвиль невидимих для людського ока (інфрачервоні, ультрафіолетові, рентгенівські, гамма- і радіотелескопи), а також для реєстрації відмінного від електромагнітного випромінювання (нейтринні та гравітаційні телескопи).

Зміст Типи телескопів Оптичні телескопи Призначення Телескопи ХХ століття Монтування Радіотелескопи Найвідоміші телескопи у світі Космічні телескопи ВИСНОВОК

Оптичні телескопи Конструктивно оптичний телеском являє собою трубу (суцільну, каркасну або фермову), встановлену на монтуванні. Оптична система телескопа складається з декількох оптичних елементів (лінз, дзеркал або лінз і дзеркал). Телескопи, побудовані на основі лінзової оптичної системи (діоптричної), називають рефракторами. Телескопи із дзеркальною (катоптичною) системою називають рефлекторами. Телескопи, що мають змішану оптичну систему (дзеркально-лінзову) називають катадіоптричними[1]. До останніх, зокрема, належать телескопи Кассегрена (1672), Річі-Кретьєна (1922—1928), Шмідта (1930), Максутова (1941).

Схема катадіоптричного телескопа Максутова Кожна з оптичних систем має свої переваги та недоліки. Першим оптичним приладом для астрономічних спостережень був телескоп-рефрактор схеми Галілея (1609 р.). Найпростіший телескоп схеми Галілея складаєтся з двох лінз — об'єктивом слугує двосторонньо випукла лінза (збірна лінза), а окуляром двосторонньо ввігнута лінза (розсіююча лінза). Великі телескопи є переважно рефлекторами. Створення великих лінз набагато складніше — потрібно досягти високої однорідності скляної заготовки та обробити дві поверхні лінзи (замість однієї у дзеркала). Найбільший збудований рефрактор має діаметр об'єктиву один метр. Крім того лінзові об'єктиви мають значні оптичні аберації, основні з яких хроматична і сферична. Обох цих аберацій позбавлені дзеркала, що мають форму параболоїда обертання.

Схема катадіоптричного телескопа Максутова

Призначення Телескоп має три основні призначення: Збирати випромінювання від небесних світил на приймальний пристрій (око, фотографічну пластинку, спектрограф і ін.); Будувати у своїй фокальній площині зображення об'єкта або певної ділянки неба; Допомогти розрізняти об'єкти, розташовані на близькій кутовій відстані один від одного, що непомітно неозброєним оком.

Основною оптичною складовою телескопа є об'єктив, який збирає світло і будує зображення об'єкта або ділянки неба. Об'єктив з'єднується з приймальним пристроєм трубою (тубусом). Механічна конструкція, що несе трубу і що забезпечує її наведення на небо, називається монтуванням. Якщо приймачем світла є око (при візуальних спостереженнях), то обов'язково потрібен окуляр, в який розглядається зображення, побудоване об'єктивом. При фотографічних, фотоелектричних, спектральних спостереженнях окуляр не потрібен. Фотографічна пластинка, вхідна діафрагма електрофотометра, щілина спектрографа та ін. встановлюються безпосередно у фокальній площині телескопа.

Телескоп з лінзовим об'єктивом називається рефрактором, тобто заломлюючим телескопом. Оскільки світлові промені із різною довжиною хвиль заломлюються неоднаково (це явище має назву дисперсія), то одиночна лінза дає забарвлене зображення. Це явище називається хроматичною аберацією. Хроматичну аберацію значною мірою усунено в об'єктивах, складених із двох лінз, виготовлених зі скла з різними коефіцієнтами заломлення (ахроматичний об'єктив або ахромат).

Закони відбивання не залежать від довжини хвилі, і, природно, виникла думка замінити лінзовий об'єктив увігнутим сферичним дзеркалом. Такий телескоп називається рефлектором, тобто відбивним телескопом. Перший рефлектор (діаметром всього лише 3 см і завдовжки 15 см) було побудовано Ісааком Ньютоном 1671 року. Проте сферичне дзеркало не збирає паралельний пучок променів в одну точку, воно дає у фокусі дещо розмите зображення. Це викривлення називається сферичною аберацією. Якщо дзеркалу надати форму параболоїда обертання, то сферична аберація зникає. Паралельний пучок, спрямований на такий параболоїд уздовж його осі, збирається у фокусі практично без викривлень (якщо не брати до уваги неминучого розмиття через дифракцію). Тому сучасні рефлектори мають дзеркала параболоїдальної (параболічної) форми. До кінця XIX століття основною метою телескопічних спостережень було вивчення видимих положень небесних світил. Важливу роль відігравали спостереження комет і деталей на планетних дисках. Всі ці спостереження здійснювалися візуально, і рефрактор із дволінзовим об'єктивом повністю задовольняв потреби астрономів.

Телескопи ХХ століття

Наприкінці XIX (і особливо в XX столітті) характер астрономічної науки зазнав органічних змін. Більшість досліджень змістилася в галузь астрофізики і зоряної астрономії. Основним предметом дослідження стали фізичні характеристики Сонця, планет, зірок, зоряних систем. З'явилися нові приймачі випромінювання — фотографічна пластинка і фотоелемент. Почала широко застосовуватися спектроскопія. У результаті змінилися і вимоги до телескопів. Для астрофізичних досліджень бажано, щоб оптика телескопа не накладала обмежень на доступний діапазон довжин хвиль: земна атмосфера і так обмежує його дуже сильно. Проте скло (з якого виготовляються лінзи), поглинає ультрафіолетове та інфрачервоне випромінювання. Фотографічні емульсії та фотоелементи чутливі в ширшій області спектру, ніж око, і тому хроматична аберація при роботі з цими приймачами позначається сильніше.

Таким чином, для астрофізичних досліджень потрібен рефлектор. До того ж велике дзеркало рефлектора виготовити значно легше, ніж дволінзовий ахромат: треба обробити з оптичною точністю (до 1/8 довжини світлової хвилі або 0,07 мікрона для візуальних променів) одну поверхню дзеркала замість чотирьох поверхонь лінз, і при цьому не висувається особливих вимог до однорідності скла. Все це призвело до того, що рефлектор став основним інструментом астрофізики. У астрометричних роботах, як і раніше, застосовують рефрактори, оскільки в астрометрії необхідно вимірювати положення світил з максимальною точністю. Справа в тому, що рефлектори дуже чутливі до малих випадкових поворотів дзеркала: оскільки кут падіння дорівнює куту відбивання, то поворот дзеркала на деякий кут α зміщує зображення на кут 2α. Аналогічний поворот об'єктиву в рефракторі дає набагато менший зсув.

Телескоп-рефлектор, пристосований для спостережень безпосередньо у фокусі параболічного дзеркала, називається рефлектором з прямим фокусом. Часто використовуються складніші системи рефлекторів; наприклад, за допомогою додаткового плоского дзеркала, встановленого перед фокусом, можна вивести фокус в бік за межі труби (ньютонівський фокус). Додатковим опуклим дзеркалом перед фокальним дзеркалом можна подовжити фокусну відстань і вивести фокус у отвір, просвердлений у центрі головного дзеркала (кассегренівський фокус) т.і.

Сучасні обсерваторії оснащені потужними телескопами діаметром від декількох десятків сантиметрів до кількох метрів.

Монтування Складним технічним завданням є наведення телескопа на об'єкт і відстеження його (внаслідок обертання Землі). Адже зірки та інші небесні об'єкти здійснюють видимий добових рух на небесній сфері. Монтування телескопа завжди має дві взаємно-перпендикулярні осі, поворот довкола яких дозволяє навести його на будь-яку ділянку неба. У вертикально-азимутальному монтуванні одна з осей спрямована в зеніт, інша лежить у горизонтальній площині. Більшість телескопів встановлюються на екваторіальному монтуванні, одна з осей якого спрямована на полюс світу (полярна вісь), а інша лежить у площині небесного екватора (вісь прямого сходження). Телескоп на екваторіальному монтуванні називається екваторіалом. Перевага екваторіального монтування полягає у тому, що для відстеження світила у полі зору телескопа виконується обертання лише навколо однієї осі і воно є рівномірним.

Для такого обертання можна застосовувати простий механізм на зразок годинникового. Це особливо важливо під час тривалих спостережень, фотографування слабких об'єктів тощо. Але для телескопів великої маси вертикальне та горизонтальне розташування осей набагато спрощує конструкцію та розрахунок деформацій. Тому найбільші земні телескопи застосовують саме таку схему. Вперше таке монтування було застосовано у СРСР 1976 року для 6-метрового рефлектора, який отримав назву БТА (рос. Большой Телескоп Азимутальный).

Радіотелескоп Радіотелескоп Аресібо (англ. Arecibo radio telescope). Найбільший в світі (305 м) одноапертурний радіотелескоп, Пуерто-Ріко. Радіотелескоп — астрофізичний прилад для прийому власного електромагнітного випромінювання космічних об'єктів у диапазоні несучих частот від десятків МГц до десятків ГГц і дослідження його характеристик: координат джерел, просторової структури, інтенсивності випромінювання, спектру і поляризації.

Антени деяких радіотелескопів схожі на звичайні рефлектори. Вони збирають радіохвилі у фокусі металевого увігнутого дзеркала, яке можна зробити ґратчастим і величезних розмірів — діаметром у десятки метрів. Інші радіотелескопи — це величезні рухомі рами, на яких паралельно один одному закріплені металеві стрижні або спіралі. Радіохвилі, що надходять, збуджують у них електромагнітні коливання, які після підсилення потрапляють на дуже чутливу приймальну радіоапаратуру для реєстрації радіовипромінювання об'єкта.

Радіотелескоп займає початкове положення (найнизькочастотніше) серед астрономічних приладів (або комплексів), що досліджують електромагнітне випромінювання. До радіотелескопів належать також гравітаційні телескопи. Більш високочастотні прилади: Інфрачервоний телескоп (діапазон теплового (інфрачервоного) випромінювання); Телескоп — (оптичний діапазон (іноді включаючи інфрачервоний і (або) ультрафіолетовий світловий діапазон); Рентгенівський телескоп (рентгенівський діапазон).

Будова та принцип дії Радіотелескоп складається з антенної системи і радіоприймального пристрою — радіометра. Конструкції антен відрізняються великою різноманітністю, що обумовлена дуже широким діапазоном довжин хвиль, які використовуються в радіоастрономії (від 0,1 мм до 1 000 м). Для спрямування антен в область неба , яка досліджується, їх встановлюють звичайно на азимутальних монтуваннях, що забезпечують повороти по азимуту та висоті (повноповоротні антени). Існують також антени, що допускають лише обмежені повороти, і навіть повністю нерухомі. Напрям прийому в антенах останнього типу (звичайно дуже великого розміру) досягається шляхом переміщення опромінювача, що сприймає відображене від антени радіовипромінювання.

Для спостереження на коротких хвилях поширені дзеркальні параболічні антени, встановлені на поворотних пристроях, що служать для наведення радіотелескопів на джерело радіовипромінювання; за принципом дії такі радіотелескопи аналогічні оптичним телескопам-рефракторам. Часто використовуються комбінації ряду дзеркальних антен, що сполучені кабельними лініями в єдину систему — «ґрати». Для спостереження на довгих хвилях використовуються ґрати з великого числа елементарних випромінювачів — діполів.

Історія та розвиток Радіотелескоп Грота Ребера Радіовипромінювання космічного походження на хвилі 14,6 м вперше було зареєстровано К. Янським (США) у 1931 році за допомогою антени, призначеної для дослідження радіоперешкод від блискавок. Після того, для його приймання створили обладнання різних систем. Перший радіотелескоп збудував Грот Ребер (англ. Grote Reber), радіоаматор з Уіттона (Іллінойс, США) у 1937 році на задньому подвірї своїх батьків. Його апарат мав параболічну форму антени діаметром 9 м. За його допомогою Грот накреслив зоряну мапу в радіодіапазоні на якій виділялись центральні області Чумацького шляху та «яскраві» об'єкти Лебідь A (Cyg A) и Кассіопея A (Cas A)[1]. Швидкий розвиток радіотелескопії почався в 40-х роках. У Австралії в 1948 був споруджений перший радіоінтерферометр, а в 1953 — перший хрещатий радіотелескоп. Великий повноповоротний параболоїд діаметром 76 м вперше був споруджений у Великобританії в 1957. Принцип отримання зображення з високою роздільною здатністю методом послідовного синтезу апертури розвивається з 1956 року в Кембриджі. У 1967 в США і Канаді проведені перші спостереження на інтерферометрах з незалежним записом сигналів і надвеликими базами. До 1975 кращі за точностю повноповоротні параболоїди встановлено на радіоастрономічних обсерваторіях в Еффельсберзі, Пущині і Симїзі, Кітт-Піку.

Радіотелескоп з нерухомою сферичною чашею споруджений в кратері вулкана в Аресібо, Пуерто-Ріко (діаметр 300 м, мінімальна довжина хвилі 10 см). Має дуже велику збираючу поверхню і використовується як локатор для картографування планет. Хрестоподібні та кільцеві радіотелескопи функціонують в Молонгло, Австралія(хрест з 2 сітчастих параболічних циліндрів), Харкові (Т-подібна антена 1 800 x 900 м, складається з 2 040 вібраторів, λ = 10—30 м), Пущині (хрест з 2 циліндрів 1 000 x 1 000 м, λ = 2-10 м), Калгурре, Австралія (96 параболоїдів діаметром 13 м, розташованих по кільцю діаметром 3 км). Найбільші радіотелескопи апертурного синтезу — в Кембриджі, Великобританія (λ = 5 см) та Вестерборці, Нідерланди (λ = 6 см). Уявлення про небесні тіла та їхні системи надзвичайно збагатилися після того, як почали вивчати їхнє радіовипромінювання.

Радіотелескоп Аресібо (англ. Arecibo radio telescope). Найбільший в світі (305 м) одноапертурний радіотелескоп, Пуерто-Ріко.

Радіотелескоп РТ-70

Радіотелескоп УТР-2. Харків

Transmiter P-400

Радіотелескоп ТНА-400 біля Сімферополя Уявлення про небесні тіла та їхні системи надзвичайно збагатилися після того, як почали вивчати їхнє радіовипромінювання.

Радіоастрономія - розділ астрономії, що вивчає космічні об'єкти шляхом дослідження їх електромагнітного випромінювання в діапазоні радіохвиль. Радіоастрономія виникла в 30-х роках 20-го століття разом з появою перших радіотелескопів.

Ще в кінці ХІХ століття висловлювались припущення про існування радіовипромінювання Сонця. Однак космічне радіовипромінювання вперше виявив лише в кінці 1931 американський вчений Карл Янський. У 1942 було виявлено радіовипромінювання Сонця, 1945 — Місяця, 1946 відкрили перше дискретне джерело радіовипромінювання в сузір'ї Лебедя. Інтенсивний розвиток радіоастрономії пов'язаний з розробкою у другій половині ХХ століття чутливих приймачів радіосигналів і побудовою великих антенних систем, що дало змогу сконструювати досконалі радіотелескопи. Радіоджерелами є галактики, хмари іонізованого (НІІ) і нейтрального (НІ) водню, емісійні туманності, Сонце та інші радіозорі, планети Сонячної системи — об'єкти, відомі астрономам, а також раніше зовсім невідомі — радіогалактики, квазари, реліктове випромінювання, пульсари тощо.

Залежно від об'єктів дослідження радіоастрономія умовно ділиться на галактичну та метагалактичну. Радіовипромінювання космічних об'єктів може мати теплову природу або визначатись нерівноважними процесами в космічній плазмі, зокрема магнітогальмівним (синхротронним) випромінюванням. Джерелами теплового радіовипромінювання є, наприклад, планети Сонячної системи, хмари НІІ, емісійні туманності. Магнітогальмівне випромінювання спостерігається у квазарів, радіогалактик, залишків наднових зір та інших об'єктів, воно завжди поляризоване. Спектр космічного радіовипромінювання, крім неперервного, може бути і лінійчастим. Джерела радіоліній — міжзоряний водень і щільні хмари дифузної матерії в нашій та інших галактиках.

GALEX Загальна інформація NSSDC код 2003-017A Організація NASA / JPL / Калтех Дата запуску 2003-04-28 11:59:54 UTC Запущено з мис Канаверал Засіб запуску L-1011 Stargazer / Пегас XL Тривалість місії 1056 діб Маса 280 кг Тип орбіти майже колова Висота орбіти 697 км Розташування низька навколоземна орбіта Тип телескопа Річі-Крітьєн Довжина хвилі від 135 до 280 нм Фокальна відстань 3 м Дослі джувач Еволю ції Гала ктик англ. Galaxy Evolution Explorer (GALEX) — орбітальний космічний телескоп, що може отримувати зображення в ультрафіолеті, якого запустили на орбіту 28 квітня 2003 р. Ракета Пегас вивела GALEX майже на колову орбіту на висоті біля 697 км з нахилом орбіти до площини земного екватора 29 градусів. Перші спостереження були присвячені команді загиблого космічного корабля Колумбія. Їх було проведено 21 травня 2003 р. й отримано зображення ділянок неба у напрямку сузір'я Геркулеса. Цю область нічного неба була вибрана саме тому, що у тому напрямку рухалася Колумбія в момент свого останнього контакту з Центром Керування Місіями NASA.

Наукова місія Напротязі своєї номінальної 29-місячної місії GALEX проводив спостереження в ультрафіолетовій області спектру й досліжував історію формування зір в інших віддалених галактиках, рохташованих на відстані більш ніж 10 міліардів світлових років. Оскільки світло від далеких галактик покриває відстань до Землі на протязі міліардів років, то видиме зображення має в собі інформацію про умови зореутворення за часів ще «молодого» Всесвіту, приймаючи до уваги його сьогоднішній вік 13.7 мілліардів років згідно теорії Великого вибуху. Місія цієї космічної обсерваторії полягає в спостереженні сотень тисяч віддалених галактик, з метою точніше визначити відстань до кожної з них та виміряти швидкість формування зір у кожній галактиці. Випромінювання в близькому та далекому UV виміряне GALEXом може вказувати на присутність молодих зір, проте також слід приймати до уваги можливість вкладу у UV-яскравість від старого зоряного населення (наприклад sdB зорі).

Ракета Пегас XL разом з космічним телескопом GALEX прикріплюють до L-1011 Stargazer

Lockheed L-1011 Stargazer на злеті разом з прикріпленим знизу телескопом GALEX

TRACE Загальна інформація Організація NASA Дата запуску 2 квітня 1998 UT Тривалість місії збігло 4736 діб Тип телескопа Рефлектор з Касигренівським фокусом Довжина хвилі біле світло (170 to 1000 нм) UV (~121.6/155/~160/~170 нм) EUV (17.1/19.5/28.4 нм) Поле зору 8.5 x 8.5 кутових хвилин Фокальна відстань 8.66 м Інструменти ПЗЗ матриця 1024 x 1024 пікселів Зовнішні посилання Інтернет сторінка http://trace.lmsal.com TRACE (англ. Transition Region and Coronal Explorer) або Досліджувач корони та перехідної області у Сонця є космічним телескопом NASA запроектованим для досліджень зв'язків між детальною структурою магнітних полів та відповідною поведінкою плазмових потоків на Сонці через отримання високоякісних зображень (з високою роздільною здатністю) сонячної фотосфери та перехідної області між фотосферою та сонячною короною. Основну увагу TRACE приділяє дослідженню детальної структури корональних магнітних петель, що виникають в глибоких шарах сонячної атмосфери. TRACE належить до категорії малих місій з дослідження космосу.

Зображення сонячної плями отримане за допомогою TRACE

Хаббл (телескоп) Передісторія, концепції, ранні проекти Перша згадка концепції орбітального телескопа зустрічається в книзі Германа Оберта «Ракета в міжпланетному просторі» (нім. «Die Rakete zu den Planetenraumen»). Лаймен Спітцер 1946 року американський астрофізик Лаймен Спітцер опублікував статтю «Астрономічні переваги позаземної обсерваторії» (англ. Astronomical advantages of an extra-terrestrial observatory). У статті зазначено дві головні переваги такого телескопа: - його кутова роздільна здатність обмежена лише дифракцією, а не турбулентними потоками в атмосфері; на той час роздільна здатність наземних телескопів була від 0,5 до 1,0 кутової секунди, тоді як теоретична межа роздільної здатності за дифракцією для телескопа із дзеркалом 2,5 метри становить близько 0,1 кутової секунди. - космічний телескоп міг би здійснювати спостереження в інфрачервоному та ультрафіолетовому діапазонах, в яких поглинання випромінювання земною атмосферою вельми значне.

Загальна інформація Інші назви LST (Large Spase Telescop) NSSDC код 1990-037B Організація NASA & ЄКА Виготовлено з участю Lockheed Martin, Perkin-Elmer Дата запуску 25 квітня 1990 Засіб запуску шатл Дискавері Тривалість місії триває Маса 13,3 тонн Тип орбіти низька навколоземна Висота орбіти 612 км[1] Тип телескопа Рефлектор Річі-Кретьєн[1] Довжина хвилі 120 нм — 1 мм[1] Поле зору 18’[1] Інструменти WFC (WFC2, WFC3) Ширококутна планетна камера GHRS (STIS) Спектрограф із високою роздільною здатністю FOC (ACS) Камера зйомки тьмяних об'єктів (Вдосконалена оглядова камера) FOS (NICMOS) Спектрограф тьмяних об'єктів (Камера та спектрометр ближнього інфрачервоного діапазону) COS ультрафіолетовий спектрограф Fine Guidance Sensors датчики точно наведення Зовнішні посилання Інтернет сторінка http://hubble.nasa.gov .

Телескоп Хаббла (англ. Hubble Space Telescope, HST) — американський оптичний телескоп, розташований на навколоземній орбіті 1990 року. Спільний проект NASA і Європейського космічного агентства (ЄКА). Телескоп названо на честь Едвіна Хаббла. Телескоп Хаббла — унікальна багатоцільова орбітальна обсерваторія, найбільша серед запущених у космос у XX сторіччі. Незважаючи на невдалий початок роботи (телескоп було запущено на орбіту із дефектом головного дзеркала) зусиллями космічної експедиції дефект вдалося майже повністю компенсувати, що надало змогу наблизитися до розрахункових характеристик[1]. Подальші експедиції вдосконалили телескоп і за його допомогою здійснено багато важливих спостережень

Старт шатла «Дискавері» з телескопом «Хаббл» на борту

Роботи на телескопі під час першої експедиції

Досягнення «Стовпи творіння», один з найвідоміших знімків, отриманих телескопом. Народження молодих зір у Туманності Орла За 15 років роботи на навколоземній орбіті «Хаббл» отримав 700 тисяч зображень 22 тисяч небесних об'єктів — зірок, туманностей, галактик, планет. Потік даних, які він щоденно генерує в процесі спостережень, складає близько 15 Гб. Загальний їхній обсяг, накопичений за весь час роботи телескопа, перевищує 20 терабайт. Близько 4000 астрономів дістали можливість застосовувати його для спостережень, опубліковано близько 4000 статей у наукових журналах. Встановлено, що в середньому індекс цитування астрономічних статей, заснованих на даних телескопа, удвічі вищий, ніж статей, заснованих на інших даних. Щорічно у списку 200 найцитованіших статей не менше 10% посідають роботи, виконані на основі матеріалів «Хаббла». Нульовий індекс цитування мають у цілому близько 30% робіт з астрономії і лише 2% робіт, виконаних за допомогою космічного телескопа

«Стовпи творіння», один з найвідоміших знімків, отриманих телескопом. Народження молодих зір у Туманності Орла

Отже можна зробити такі висновки: Астрономія сьогодні – це всехвильова наука , яка досліджує небесні світила не лише за допомогою видимого людським оком світла. Основне призначення телескопа – зібрати більше світла і збільшити кут зору , під яким спостерігається те чи інше світило. - В сучасній астрономії використовують , окрім оптичних , також інші телескопи:радіотелескопи, інфрачервоні тощо,як наземні , так і орбітальні Висновок